WR 3

WR 3
WR 3
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 카시오페이아
우측 상승 01h 38m 55.62715s[1]
탈위임 +58° 09′ 22.67182″[1]
겉보기 크기(V) 10.69[2]
특성.
진화 단계 울프 레이트
스펙트럼형 WN3-hw[3]
U-B색지수 −0.86[2]
B-V색지수 +0.02[2]
아스트로메트리
방사 속도(Rv)100.00km[4]/s
적정운동(μ) RA:−4.061±0.063[5]mas/yr
Dec.:−1.422±0.072[5]mas/yr
시차(시차)0.31 ± 0.0412 마스[5]
거리2,900+520
−390[6] pc
절대치수(MV)−3.13[3]
세부 사항
미사15[3] M☉
반지름2.48[3] R☉
루미도363,000[3] L☉
온도89,100[3] K
기타 지정
HD 9974, WR 3, HIP 7681, 2MASS J01385562+5809227
데이터베이스 참조
심바드자료

WR 3는 카시오페이아 별자리의 지구로부터 약 9,500광년 떨어진 곳에 위치한 울프레이에트 별이다.

WR 3은 WR 별의 질소 시퀀스 멤버로 He와II N 라인이V 강한 스펙트럼이 있지만 N이IV 약하다.그는I 매우 약하거나 행방불명이지만 O행도VI 있다.특이하게도 P Cygni 프로필을 생성하는 많은 라인에 수소와 흡수성분의 라인이 있다.전체적으로 방출은 유사한 스펙트럼 유형의 별보다 약하며, WR 3에는 O형 이진 동반자가 있다는 것이 종종 제시되어 왔다.그러나 다른 동반자의 흔적은 없으며, WN3-hw의 스펙트럼 타입을 가진 단일 항성으로 생각된다."h"와 "w"는 수소가 존재하며 배기가스가 클래스에 약하다는 것을 나타낸다.[7][8]

올바른 상승에 의해 명령된 WR 3은 은하계 울프-레이트의 별 6번째 카탈로그에 있는 세 번째 별이었다.WR 1과 WR 2도 모두 카시오페이아에 있는 초기 WN 별이다.[9]

WR 3은 거대하고 빛나는 별이다.스펙트럼에 수소가 존재한다는 것은 수소가 없는 WR 항성보다 어리고 나머지 수소를 배출하는 과정에 있을 수 있음을 시사한다.스펙트럼 내 무거운 원소의 방출 라인은 항성의 외부 층을 완전히 상실하기보다는 강한 대류와 강력한 항성 바람에 의해 생성된다.[10]바람은 2,700 km/s로 측정되어 질량이 연간 400만 분의 1로 손실되었다.[3]

참조

  1. ^ a b Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ a b c Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  3. ^ a b c d e f g Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters". Astronomy & Astrophysics. A57: 625. arXiv:1904.04687. Bibcode:2019A&A...625A..57H. doi:10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
  4. ^ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). "Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations". Astronomische Nachrichten. 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776. S2CID 119323941.
  5. ^ a b c Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  6. ^ Crowther, Paul A.; Rate, Gemma (2020). "Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (1): 1512–1529. arXiv:1912.10125. Bibcode:2020MNRAS.493.1512R. doi:10.1093/mnras/stz3614. S2CID 209444955.
  7. ^ Hiltner, W. A.; Schild, R. E. (1966). "Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars". Astrophysical Journal. 143: 770. Bibcode:1966ApJ...143..770H. doi:10.1086/148556.
  8. ^ Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Crowther, P. A.; Chené, A.-N.; De Serres, M.; Eenens, P. R. J.; Hill, G. M.; Moran, J.; Morel, T. (2004). "Hydrogen in the atmosphere of the evolved WN3 Wolf-Rayet star WR 3: Defying an evolutionary paradigm?" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 353 (1): 153–161. Bibcode:2004MNRAS.353..153M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08058.x.
  9. ^ Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn (1981). "The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present". Space Science Reviews. 28 (3): 227–306. Bibcode:1981SSRv...28..227V. doi:10.1007/BF00173260. S2CID 121477300.
  10. ^ Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). "On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback". The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. doi:10.1086/586885. S2CID 15529810.